Emisión de polvo en núcleos densos masivos

Abstract

Estudiamos la emisión continua de polvo de 17 núcleos densos masivos buscando caracterizar etapas tempranas de formación de estrellas masivas. Para ello elegimos fuentes con L > 1 × 10⁴ L_sol satisfaciendo el criterio de color IRAS de Wood and Churchwell (1989) y cuyos perfiles de línea CS(2-1) muestran evidencia de acreción y vientos (Bronfman et al., 1996). Observamos las fuentes a 870 μm con LABOCA y 1200 μm con SIMBA, y 6 fuentes a 450 μm con p-Artemis. Medimos el flujo en función del radio para cada fuente y le ajustamos leyes de potencia. Obtuvimos el radio, y la temperatura y masa de polvo para cada fuente. Primero, buscamos reproducir las imágenes calculando la emisión esperada de nubes isotermales. Con ello estimamos una distribución de densidad preliminar. Luego, usamos el código Monte Carlo de transporte radiativo RADMC3D para determinar de manera autoconsistente la distribución de temperatura esperada en una región con una distribución de densidad dada. Con ello ajustamos una nueva distribución de densidad y temperatura. La distribución de densidad y temperatura resultantes son leyes de potencia, con exponentes p = 1.8 ± 0.2 y q = 0.35 ± 0.02, respectivamente. Finalmente, comparamos nuestros resultados con los de otras muestras de núcleos densos y con modelos numéricos de formación de estrellas masivas. Los modelos de acreción competitiva no representan nuestras observaciones ya que subestiman los radios de nuestras fuentes y no reproducen la ecuación de estado de las mismas. Concluimos que una densidad de columna de Σ 1 g cm−2 no es una condición necesaria para la formación de estrellas masivas. Los modelos de colapso monolítico que incluyen transporte radiativo reproducen los rangos de temperatura y densidad de nuestros resultados.